第九章 奥格尔计划——最大的宇宙射线观测台
在科学的许多领域中有一种趋势,科研计划越来越大! 如果你走进当地的科学
院图书馆,或者浏览一下科学杂志,就会见到这种趋势的例证。你也许很快就能看
到登载着庞大的作者名单的论文。在科学的许多领域,从前往往一两个人就能做出
巨大成果。例如,达尔文及其物种进化学说,哈勃和哈玛逊发现宇宙膨胀。当今,
在这种情况仍然存在的同时,科学进步使得许多领域的实验设施越来越复杂和昂贵。
实验操作与数据分析需用的人数不断增加。在高能粒子物理学领域我们就看到了最
极端的例证,论文作者的名单中有时从美国费米实验室加速器实验和瑞士CERN实验
的科学工作者一直扩展到400多人!
在宇宙射线研究领域,检测器阵列的规模也向着越来越大迈进。从黑斯这样的
个别实验者及其探测气球,到奥格尔和罗西组织的研究小组,再到今天的规模,也
进入了这个快速扩展的时期。例如,Hi Res计划就是宇宙射线研究领域当前典型的
一项国际合作运行计划,这个研究组约有25位天体物理学家参加。下一阶段的发展
计划正在制订,新世纪伊始新的科研工程即将很快实施。这项被称做皮埃尔·奥格
尔计划(Pierre Auger Project) 的实验计划,将接替Hi Res和AGASA,在宇宙射
线能谱中越来越高的能量范围上,进一步探寻射线的起源。该计划阵容空前,有来
自20个国家的100多位天体物理学家联合起来进行奋战。
情况是这样的。 Hi Res和AGASA每年总共能收集到能量在1019eV到10
20eV的射线400到500例。毫无疑问,这就能对这个能量范围的许多突出问题作
出解释。 包括,宇宙射线能谱(在能量6×1019eV附近存在着格雷森扎采
品截止吗?);宇宙射线组成(宇宙射线粒子主要是质子吗?)和宇宙射线起源(宇
宙射线粒子是从超星系平面发出的吗?)。特别是,最近对两例超高能粒子的观测,
揭开了研究能量超过1020eV粒子的一幅全新远景。在这种研究上,Hi Res和
AGASA前景并不乐观——在运气好时它们可以每年收集到这种超高能粒子4或5例,
而奥格尔计划正是要去迎接这个巨大的挑战。
该项计划的领导权威是来自芝加哥的J·克罗宁和来自里兹的A·瓦特逊。这两
个名字我们以前就熟悉。克罗宁以前是位高能粒子物理学家,1980年诺贝尔物理学
奖获得者,由于在物理学基础领域对称之为“电荷宇称违反”所作的实验工作的
贡献而获奖。1985年他开始对宇宙射线和高能γ射线天文学发生兴趣,接着在犹他
州建造了CASA空气簇射阵列(参见第七章)。瓦特逊是现已关闭的哈佛拉公园阵列
的前领人。 他们在世界范围已经邀集了对实现奥格尔计划有兴趣的100位物理学家
进行合作研究。据估计该项目需耗资1亿美元。
参加的物理学家有来自美国、英国、日本、法国、俄国、德国、阿根廷以及澳
大利亚的权威学者。有些实验者是从加速器粒子物理学领域加入这个计划工作的,
其他实验者当前正工作在各个运行中的大型空气簇射实验上。两群物理学家的聚合,
将会产生强大的能力,足以赢得许多技术挑战。图91奥格尔计划所推荐的检测的
布局
图中1600个点每点代表一台面积为10平方米的检测器,任何两台相邻检测器间
的距离均为15千米。位于中心的大黑点代表一台蝇眼型萤光检测器。
奥格尔计划的基本设计标准是,对能量高于1019eV的宇宙射线要达到每
年5000例簇射的收集率! 根据我们对检测方式的通常假设,能谱会在更高的能量上
得到巨大收获,在高于1020eV的能量上,很可能导致每年50例的宇宙射线收
集率。鉴于这种粒子极其稀少,这确实是颇高的指标,但完全有可能实现! 该计划
要求建造两套巨型阵列,每个阵列的面积为3000平方千米。换句话说,每个阵列都
大到AGASA阵列尺寸的30倍, 于是成为至今建造的最大阵列。一套阵列设置在北半
球,另一套设置在南半球,因此能以接近完全一样的灵敏度进行全天球观测搜寻。
南半球站址将建在阿根廷。这个国家对奥格尔计划有着特别强烈的兴趣,该国总统
C·梅内姆(Carlos Menem) 个人对这项计划曾给予支持。阿根廷国土面积很大,
也很适宜于建立站址,特别是降雨量很低而天空晴朗的巴塔哥尼亚(Patagonian)
地区的大面积平坦地带, 更有利于设置这套庞大检测阵列。1996年9月,该合作项
目在犹他州的米拉德县(Millard County),Hi Res站址南150千米处,选定了一块
土地作为北半球站址。
我们已经知道,探查研究最高能量宇宙射线的实验已经有了两种不同的类型—
—一类包括了像火山牧场、 哈佛拉公园和AGASA这样的地面阵列,和另一类采用荧
光检测器的像蝇眼和Hi Res这样的设施。每项技术都有它的优越之处和薄弱方面。
蝇眼检测器的技术优势在于,能随着空气簇射穿过空气的过程直接观察其发展。这
就为确定宇宙射线的能量和质量提供了非常直截了当的方法。然而,蝇眼检测器也
有其十分不利的一面,它只能在天气睛朗的黑暗夜晚时期运行观测,而且明亮的月
光也会影响它对远距离空气簇射微弱光的检测能力。
另一方面,虽然地面阵列能在每天的每时每刻都观测运行。但是,由于这类检
测器只能在大气中固定的高度水平(地面)上对单个空气簇射进行测量,所以观测
受到很大限制。在固定的高度水平上,阵列能很好地对每个簇射进行测量,证认级
联的组成(μ子,电子和γ射线),以及随着距簇射主干增大的距离确定出这些粒
子数目减小的方式。这样一种对簇射结构的“侧面的”测量是用荧光检测器对簇射
“纵向”测量的补充。奥格尔合作项目已经认识到,把两种类型的检测方法结合在
同一个观测台之内的巨大意义。奥格尔计划中的检测系统将成为,采用非常灵敏的
荧光检测器并结合了大型地面阵列的补充优势的混合系统。
奥格尔计划的创议是国际宇宙射线共同组织于1991年在都柏林召开的例行集会
上提出的。当时,克罗宁把这个想法播撒在人们的心中,又过了若干年计划才形式。
在那些年里,为了强调这项合作项目的国际联合性质与形式,在遍及世界各个地点
召开了一些专题学术讨论会,会议于1992年在巴黎召开,1993年在阿德莱德和东京
召开,1994年由克罗拉多山退回到斯诺麻斯(Snowmass)召开。1995年,在美国大
型粒子加速器的老家费米实验室组成了工作组。 在长达6个月的专题学术讨论会期
间,各国科学家在费米实验室面对面地对这个合作项目进行研讨,在其他时间科学
家们在各自国家继续利用国际互联网讨论这个项目。 由100位科学家进行了一系列
活动的结果, 是制订出一本称之为《皮埃尔·奥格尔计划设计报告》 (Pierre
AugerProjectDesignReport)的厚厚的报告书。报告书极其详细地讨论了该计划
的申请方案和给出了设计思想的论证。
这两个范围广阔的站址将各设置一套1600台检测器的地面阵列,每台检测器的
面积为10平方米。所采用的检测器与哈佛拉公园用过的类似,这种检测器实际上就
是一些大型水柜,水柜用光电倍增管进行监视,通过查看簇射粒子经过水柜时,水
中发射的契伦科夫光来检测宇宙射线簇射。在选择水中契伦科夫光检测器时,之所
以选定采用塑料闪烁体材料(类似于AGASA检测器所用的材料) ,主要是基于价格
考虑。
两种类型检测器都设计成具有在地面水平高度上证认空气簇射的不同组分的能
力。我们知道,为了找出初级宇宙射线的质量,确定簇射的组成是具有决定意义的。
簇射的主要组成部分是μ子和电磁成分(电子、正电子和γ射线)。在采用水中契
伦科夫光检测器的情况下,组分的鉴别是根据水中光信号的尺度测定来完成的。实
际的情况是,空气簇射中的μ子有比其电子和γ射线伙伴大得多的能量。μ子能不
被阻止和不被吸收地径直穿过水柜(水深12米)。另一方面,电磁成分只穿过水
柜上部半米水深就被吸收了。即便是导致产生微弱契伦科夫光的那些γ射线粒子,
进入水柜后也很快就转变为电子和正电子(电子偶产生),而电子和正电子很快就
不再行进。由于高能带电粒子产生的契伦科夫光总量与粒子在水中行进路径的长度
成正比所以通过μ子能产生较大的光信号,这一特征,就可以确认其存在。利用安
装在每台奥格尔检测器上的复杂数字电子装置,就可以把这些契伦科夫信号适时记
录下来。
阵列中每台检测器都是独立的。相邻检测器间的距离为15千米。检测器阵的
格栅式布局形成了相互连锁的正六边形列阵,每个六边形角顶设置一台检测器,于
是每台检测器都处于正六边形的中心位置。检测器阵列的广阔布局是根据最高能量
簇射的尺度很大决定的。据估计,能量为1019eV的簇射其典型撞击面积将
覆盖6台检测器。 而能量再大10倍的簇射将有18台检测器接收到其信号。位于阿根
廷的奥格尔站址距离遥远位置孤立,在每台检测器之间采用动力电缆供电和通信线
缆连接既不实际也不经济。所以,设计采用太阳能供电和高频无线电站间通信与高
频无线电阵列中心控制。 澳大利亚电信公司Telstra为奥格尔计划承接了一项特别
的独特通信方案。方案采用移动电话技术的单元部件,为收集数据和校核阵列中每
台检测器的完好,提供一套十分简单的无线电网络。总而言之,在3000平方千米的
阵列面积上,半年内技术人员无须对每台检测器去作实际查看。
奥格尔计划的荧光检测器部件或许会承担阵列中心位置上的“单眼”任务。这
要看两处阵列站址的最后选择才能确定。如果每处站址的地形能够作到把3000平方
千米容纳进62千米直径的园圈以内(而不是拉长的形状),如果同时具备了能很好
地传播微弱荧光的充分洁净的空气的话, 一只“蝇眼”就足够了。这只眼与HiRes
站址的蝇眼有些类似,但是为了将阵列边界以外查看得更真切,所采用的反射镜要
比HiRes所用的大4倍。如果地形或空气洁净度提出要求,将需要设置两个或三个站
址。在那种情况下,就不需要蝇眼看得那样远,因而可以采用直径小的比较便宜的
反射镜。多眼的成本与较大单眼的成本并无太大的差别。奥格尔计划的荧光部件的
费用大概是2000万美元,约占全部费用的20%。
该计划的荧光部件很有可能由日本一个国家供应。 来自东京大学AGASA阵列的
两位领导者丰岛(Teshima) 教授和长野(Nagano)教授,当前正在被称做望远镜
阵列(TelescopeArray) 的一项新荧光设计原型上进行工作。本来作为HiRes惟一
的卓越后继者最初提出这个设计在世纪之交被介绍进来,很有可能跻身于奥格尔计
划而成为其中的组成部分就是它的应有归宿。 这项极具雄心壮志的设计远比HiRes
的代替物更有威力。 它有更大的反射镜(3米直径),每台反射镜的焦平面上安置
着精细的光电倍增管组件。这样的组合足以观察到簇射从远距离处发射出来的微弱
荧光。 另外,它还有第二个完全不同的用途,就是用在TeV能量的γ射线天文学领
域,在γ射线天文观测中该望远镜系统将要查看比奥格尔计划中所研究的光能量小
108倍的极微弱光信号!每台反射镜都可以自由操纵,在高能观测期间每台反
射镜都要指向同一方向,产生出天空的蝇眼图像。不管怎样,每当进行TeV观测时,
所有望远镜都指向一个方向,比如说指向蟹状星云的方向,对这个方向上由10
11或1012eVγ射线引发的空气簇射发出的契伦科夫光进行检测。采取这一
模式,这个望远镜阵列就成为这种类型的检测器中最灵敏的检测器,它所具有的超
级检测能力可以作到10个夜晚的观测就检测到比蟹状星云暗弱1000倍的γ射线源。
对实验者们仅存的问题是,什么时候采用两种模式中的哪种模式,来操纵望远镜阵
列进行观测。在与两种模式分别相应的能量范围上,两种模式都是前所未有的最大
的和最好的检测系统!
奥格尔合作项目的成员们向世界各国政府寻求资助。1998年伊始建造工程即将
开始,两年后就会完成位于两处的每个阵列的一半。那时,第一批重要数据将开始
滚滚而来,两处阵列的全部运行将于2002年开始。到那时,HiRes和AGASA将接近完
成它们的任务,全部蝇眼检测设施都将加入奥格尔计划,参予解答最高能量宇宙射
线的紧迫问题。毫无疑问,全部这三项观测实验肯定会找到许多疑难问题的答案。
但是科学探索的经验教给我们另外一番情景——新的问题将会取代那些旧问题,这
些新问题定会挖掘到宇宙奥秘的更深处。
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